УДК 524.3
ЗВЕЗДЫ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКОГО ПРОИСХОЖДЕНИЯ В ОКРЕСТНОСТИ СОЛНЦА
© 2004 г. Т. В. Боркова*, В. А. Марсаков**
Ростовский-на-Дону государственный университет
Поступила в редакцию 01.07.2003 г.
Для 77 F-G-звезд главной последовательности околосолнечной окрестности с известными содержаниями железа, магния и европия из высокодисперсных спектров и возрастами из теоретических изохрон вычислены пространственные скорости по данным каталога HIPPARCOS и элементы галактических орбит. Из сравнения с элементами орбит шаровых скоплений, для которых известно, что они аккрецированы в прошлом нашей Галактикой, выявлены звезды внегалактического происхождения. Показано, что во всех аккрецированных звездах отношения содержаний элементов r-процесса к а-элементам резко отличаются от их отношений в звездах, генетически связанных с Галактикой. Согласно современным представлениям, европий образуется главным образом в маломассивных SNeII, тогда как магний синтезируется в больших количествах в предсверхновых звездах II типа больших масс. Поскольку все старые аккрецированные звезды нашей выборки обнаруживают значительный избыток европия относительно магния, делается вывод, что максимальные массы предсверхновых SNeII за пределами Галактики были много меньше, чем внутри нее. Низкие же отношения [Eu/Mg] < 0 демонстрирует лишь небольшое количество аккрецированных звезд, причем только молодых, что можно объяснить задержкой первичного звездообразования и вспышек впоследствии массивных сверхновых типа II в относительно небольшой части внегалактического пространства. Приводятся свидетельства того, что на ранних этапах эволюции Галактики, сформированной из единого протогалактического облака, было слабое перемешивание межзвездной среды, и что максимальная масса предсверхновых SNeII в ней со временем увеличивалась одновременно с ростом средней металличности.
Ключевые слова: химический состав звезд, подсистемы Галактики, аккрецированные звезды.
STARS OF EXTRAGALACTIC ORIGIN IN THE SOLAR NEIGHBORHOOD, by T. V. Borkova and V. A. Marsakov. For 77 main-sequence F-G stars in the solar neighborhood with the iron, magnesium, and europium abundances determined from high-dispersion spectra and with the ages estimated from theoretical isochrones, we calculated the space velocities using Hipparcos data and Galactic orbital elements. A comparison with the orbital elements of the globular clusters that are known to have been accreted in our Galaxy in the past reveals stars of extragalactic origin. We show that the abundance ratios of the r-process and а-elements in all the accreted stars differ sharply from those in the stars that are genetically associated with the Galaxy. According to the current theory, europium is formed mainly in low-mass SNe II, while magnesium is synthesized in large quantities in the progenitors of high-mass type-II supernovae. Since all the old accreted stars of our sample exhibit a significant europium overabundance relative to magnesium, we conclude that the maximum masses of the SN progenitors outside the galaxy were much lower than those inside it. In contrast, only a small number of accreted stars and only young stars exhibit low ratios [Eu/Mg] < 0, which can be explained by the delay of the primary star formation and the explosions of the subsequently high-mass type-II supernovae in a relatively small part of extragalactic space. We provide evidence that the interstellar medium was weakly mixed at the early evolutionary stages of the Galaxy formed out of a single protoplanetary cloud and that the maximum mass of the SNeII progenitors increased in it with time simultaneously with the increase in mean metallicity.
Key words: stellar chemical composition, Galactic subsystems, accreted stars.
--ВВЕДЕНИЕ
^лектршжшадаес:borkova@ip.rsu.ru За последние несколько лет наблюдательная
Электронньш адрес: marsak°v@ip.rsu.ru астрономия дала нам несколько убедительных сви-
детельств того, что не все звезды, принадлежащие в настоящий момент нашей Галактике, обра-
зовались из единого протогалактического облака. Часть звездных объектов в разное время были ею захвачены из ближайших галактик-спутников. Эпоха аккреции изолированных протогалактиче-ских фрагментов и внегалактических объектов началась, по-видимому, на самых ранних этапах формирования Галактики и продолжается до сих пор. В частности, в настоящее время мы наблюдаем разрушение приливными силами Галактики карликовой сферической галактики Сагиттариус (dSph Srg) (Айбэтэ и др., 1994; Матео, 1996). С этой галактикой уверенно ассоциируются четыре шаровых скопления: М 54, Arp 2, Ter 8 и Ter 7. Скопление Pal 12 находится на значительном удалении от этой галактики, но, согласно точно восстановленным орбитам обеих звездных систем, было выброшено из Srg примерно полтора миллиарда лет назад (Динеску и др., 2000). Ядром системы обычно полагают очень массивное шаровое скопление M 54 (Ларсон, 1996). Кроме того, системе Сагиттариус с большей вероятностью принадлежат еще пять шаровых скоплений: M 53, Pal 5, NGC 4147, NGC 5053 и NGC 5634 (Динеску и др., 2000; Палма, Маевски, 2002; Беллазини, Ферраро, 2003). Элементы галактических орбит скоплений Rup 106, Pal 13, NGC 5466, NGC 6934 и NGC 7006 также указывают на то, что они были захвачены из различных галактик-спутников (Динеску и др., 2000, 2001). Фриман (1993) предположил, что даже ш Cen, крупнейшее из известных шаровых скоплений Галактики, находящееся довольно близко к галактическому центру и имеющее ретроградную орбиту, в свое время было ядром карликовой галактики, а Исучая и др. (2003) путем численного моделирования показали, что разрушение приливными силами Галактики карликового спутника и появление его центрального скопления в Галактике на очень вытянутой орбите с малым апогалактическим радиусом вполне возможно. Оказалось, что все шаровые скопления, внегалактическое происхождение которых установлено исключительно по их пространственным положениям и скоростям, демонстрируют более красные горизонтальные ветви, чем основная масса скоплений Галактики аналогичной металличности. Если предположить, как это сделано в работе Борковой и Марсакова (2000), что все малометалличные шаровые скопления с аномальной морфологией горизонтальных ветвей имеют внегалактическое происхождение, то таковых окажется примерно в полтора раза больше, чем малометалличных скоплений протодискового гало, т.е. образовавшихся из единого протогалактического облака. Следовательно, аккрецирован-ные звездные объекты должны составлять подавляющую долю массы галактического гало.
Теория динамической эволюции предсказывает неизбежную диссипацию скоплений в результате
совместных действий звездно-звездных сближений, приливных разрушений и ударных взаимодействий с диском и балджем Галактики (см., например, Гнедин, Острайкер, 1997). И действительно, у всех скоплений, для которых удалось получить качественное оптическое изображение, обнаружились следы приливного взаимодействия с Галактикой в форме протяженных деформаций (приливных хвостов) (Леон и др., 2000). Авторам последней работы удалось даже оценить для скопления ш Сen, что в результате последнего прохождения через плоскость диска это скопление потеряло в виде звезд чуть меньше одного процента своей массы. В итоге, даже в ближайшей околосолнечной окрестности мы можем попытаться идентифицировать звезды внегалактического происхождения и найти возможные различия в содержании тяжелых элементов между ними и звездами, генетически связанными со всей Галактикой.
По современным представлениям все химические элементы тяжелее бора были синтезированы в звездах разных масс. Согласно сценарию, предложенному Тинсли (1979), самые малометал-личные звезды, наблюдаемые в настоящее время, образовались из межзвездной среды, обогащенной элементами, выброшенными массивными звездами (M > 10M©), находящимися на стадии асимптотической ветви гигантов, и элементами, образовавшимися в процессе их последующих вспышек в виде сверхновых II типа. Характерное время вспышек SNeII после их образования примерно 30 млн. лет. Эти события инжектируют а-элементы, элементы r-процесса и небольшое количество элементов железного пика. Но основная часть железа стала образовываться примерно через миллиард лет после вспышки звездообразования, когда проэво-люционировали и взорвались как SNeIa звезды с массами 6—8M©, входящие в состав тесных двойных систем. Начало фазы взрывов SNeIa примерно совпадает с началом образования подсистемы толстого диска. Поскольку вклад SNeIa в синтез элементов железного пика больше, чем вклад в синтез а-элементов, то отношение [а/Fe] к 0.4, характерное для малометалличных звезд, убывает до нуля при переходе от [Fe/H] к —1.0 (самые малометалличные звезды толстого диска) к звездам солнечной металличности (Эдвардссон и др., 1993; Фурманн, 1998). Аналогично ведет себя и обилие европия — элемента, произведенного в г-процессе: характерная для малометалличных звезд величина [Eu/Fe] к 0.5 убывает с ростом металличности, начиная с [Fe/H] к —1. Оба процесса происходят в звездах, конечной стадией эволюции которых является вспышка в виде SNII, но преимущественный выход элементов разных процессов зависит от массы звезды.
Недавние исследования выявили звезды поля, которые не подчиняются данному сценарию обогащения элементами а- и r-процессов. Так, в частности, Карни и др. (1997), Кинг (1997) и Хансон и др. (1998) обнаружили малометалличные звезды с отношением [а/Fe] много меньше ожидаемого. Точно так же Баррис и др. (2000), Машонкина (2003) и Машонкина и др. (2003) нашли в гало звезды с аномальным содержанием элементов г-процесса. Другими словами, среди звезд с [Fe/H] < -1.0 существует значительный разброс относительных содержаний элементов обоих процессов. Природа этого разброса еще не считается окончательно установленной, поскольку различные сценарии обогащения межзвездной среды химическими элементами могут осуществляться как в изолированных протогалактических фрагментах внутри единого протогалактического облака, так и в самостоятельных галактиках-спутниках.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.